Le VLT (Very Large Telescope) de l`ESO

Les Exos d’Astro de l’ESA/ESO
Si l’analyse de ces observations est souvent très
sophistiquée, il arrive que son principe soit suffisamment élémentaire pour que de jeunes étudiants de niveau secondaire puissent en faire
une exploitation simple.
C’est dans cette optique que l’ESA (Agence Spatiale Européenne) qui dispose de 15% du temps
d’observation sur Hubble et l’ESO (Observatoire
Austral Européen) ont élaboré conjointement
cette série d’exercices.
L’objectif de cette série est de présenter quelques projets relativement courts, selectionnés
pour l’engouement et la découverte scientifique
qu’ils suscitent : en utilisant des notions simples de Géométrie et de Physique, les élèves
pourront retrouver par eux-mêmes des résultats
scientifiques obtenus avec des méthodes d’analyse plus précises décrites dans la littérature
scientifique.
Dans cette introduction générale, et pour clarifier le type d’observations présentées plus loin,
nous donnerons un aperçu des intérêts de Hubble et des télescopes de l’ESO, ainsi qu’un bref
descriptif de leur composition, de leur instrumentation et de leur mode d’opération.
La série d’exercices était à l’origine proposée
seulement en anglais, langue communément employée dans le milieu scientifique. Pour l’utiliser
dans un contexte interdisciplinaire, qui renforce
la motivation et la connaissance des élèves,
vous pouvez la télécharger sur le site http://
www.astroex.org. Dans un esprit d’ouverture,
l’ESA a aussi édité la série dans d’autres langues.
Toutefois, les sigles — tous pensés en anglais
— deviennent souvent illogiques après traduction : nous avons donc décidé de les expliciter
en anglais et de décrire sommairement leur signification en français.
Tous les exercices suivent le même schéma : un
texte principal puis une série de questions, de
mesures et de calculs. Ils peuvent être utilisés
soit pour étayer un cours classique, soit en tant
que projets à part entière, pour un travail en
petits groupes.
Les exercices sont indépendants les uns des
autres et une sélection pourra être effectuée
suivant le temps disponible. Nous recommandons toutefois l’étude du livret ‘Outils’ avant la
réalisation des exercices, à moins que les élèves
ne soient déjà familiers avec les notions qui y
sont présentées.
1
National
2
Aeronautics and Space Administration
European Space Agency
3
European Southern Observatory
1
Introduction
L’astronomie est une science accessible et visuelle, faisant d’elle un outil pédagogique idéal
pour l’éducation. Au cours des dernières années,
le télescope spatial Hubble (projet international
mené en coopération par la NASA1 et l’ESA2)
ainsi que les télescopes terrestres de l’ESO3 (situés à La Silla et à Paranal au Chili) nous ont
présenté des vues nouvelles et toujours plus
spectaculaires de l’Univers. Ces instruments
n’ont pas simplement fourni des images étonnantes, ils sont aussi devenus d’inestimables
outils pour les astronomes. Grâce à leur excellente résolution spatiale/angulaire (finesse de
l’image), ils permettent de voir plus loin que jamais dans l’univers et de répondre à des questions restées jusque-là non élucidées.
Le télescope spatial Hubble
Le télescope spatial Hubble
Hubble fut déployé de la navette spatiale “Discovery” le 26 avril 1990. Soixante-sept ans plus
tôt, l’allemand Hermann Oberth, spécialiste des
fusées et précurseur de l’astronautique, annonçait déjà les avantages potentiels de l’observation hors atmosphère terrestre.
La première proposition sérieuse concernant un
grand observatoire spatial remonte au début des
années 60 et fut proposée à la NASA. Après les
études de faisabilité, un programme commun
NASA/ESA vit le jour en 1977. Malgré le respect
que l’on doit à la résolution de Hubble — loin
devant celle des télescopes terrestres — il ne
s’agit pas à proprement parler d’un grand télescope, son miroir primaire ne mesurant que 2,4 m
de diamètre.
Les images prises par les télescopes terrestres
sont toutes affectées par des distorsions dues
au passage de la lumière à travers les couches
turbulentes de l’atmosphère terrestre. Présente
même dans les grands instruments, cette inévitable dégradation de l’image limite considérablement la résolution des télescopes terrestres à
environ une demi-seconde d’arc (1” = 1/3600°).
En revanche, dans l’espace, la lumière se propage librement (les étoiles ne scintillent qu’à
cause de l’atmosphère) et la performance d’un
télescope n’y est limitée que par la précision de
l’optique et du pointage vers l’objet stellaire
photographié. Ainsi, les photos prises par Hubble sont cinq fois plus detaillées que celles prises du sol. La résolution au niveau du sol est en
gros équivalente à celle nécessaire pour lire les
gros titres d’un journal à un kilomètre, mais grâce à Hubble, il est aussi possible d’en lire le texte !
L’intérêt principal d’Hubble réside dans cette
amélioration considérable des images. Hubble
permet non seulement aux astronomes d’étudier
des objets familiers avec plus d’acuité, il permet
aussi la détection et l’étude d’objets trop faibles
pour un télescope terrestre. En ce sens, Hubble
a augmenté le volume d’espace observable.
Le télescope spatial est en outre capable de collecter de la lumière dans un domaine de longueurs d’onde bien plus large que les instruments au sol, limités par l’atmosphère qui filtre
certaines longueurs d’ondes (cf. Fig. 1).
En effet, Hubble est non seulement capable de
discerner des objets dans le domaine visible,
mais aussi dans l’ultraviolet et l’infrarouge. La
région de l’ultraviolet est d’une importance capitale pour les astronomes puisqu’elle contient
la plupart des “transitions atomiques” des principaux éléments présents dans l’espace. Chaque
élément possède sa propre signature spectrale
puisqu’il absorbe et émet de la lumière à des
longueurs d’onde bien précises. En reconnaissant les différentes signatures qui composent le
spectre d’un objet céleste, on peut alors déterniner sa composition chimique, sa température
et ses propriétés physiques.
Figure 1 : Absorption due à l’atmosphère terrestre
Les objets astronomiques émettent de la lumière dans un large spectre, mais seules certaines gammes de longueurs d’ondes
peuvent traverser l’atmopshère terrestre. Les autres sont absorbées et diffusées par celle-ci. Le schéma montre la transparence
de l’atmosphère en fonction de la longueur d’onde. On s’aperçoit que les ultraviolets sont presque totalement absorbés, ainsi
qu’une grande partie de l’infrarouge.
2
Le VLT (Very Large Telescope) de l’ESO
Le VLT est le télescope infrarouge/visible le plus
grand au monde. Les premières initiatives pour
la réalisation d’un grand télescope européen remontent à la fin des années 70 et les astronomes en ont élaboré les plans tout au long des
années 80. Une fois les détails de la construction et le projet de financement réunis, le Conseil de l’ESO donna son feu vert en décembre
1987.
ESO et VLT
L’ESO, un organisme international de recherche,
a été fondé en 1962 par l’Allemagne, la Belgique, la France, les Pays-Bas et la Suède, tous
“désireux de construire un observatoire basé dans
l’hemisphère Sud, doté d’instruments puissants,
afin d’encourager la coopération scientifique en
Astronomie”. Depuis, le Danemark, l’Italie, le
Portugal et la Suisse ont rejoint ce projet. Le
Royaume-Uni fera de même en 2002. Plus récemment, d’autres pays ont aussi exprimé leur
volonté de devenir membre de l’ESO.
L’ESO gère deux observatoires ultra-modernes, à
Paranal et La Silla. Cerro Paranal, à 2635 m d’altitude (24°37’ Sud, 70°24’ Ouest), est situé
dans la partie septentrionale du Chili : à 12 km
de la côte pacifique, 130 km au sud d’Antofagasta, 1200 km au nord de Santiago du Chili et 600
km au nord de La Silla. Le site est dans l’une des
régions les plus arides du monde, le désert
d’Atacama. Le mauvais temps étant l’ennemi numéro un des astronomes, l’ESO a choisi cet emplacement après une étude climatologique complète : l’observatoire dispose de 350 nuits claires par an.
Le VLT est constitué de quatre unités, nommées
UT (Unit Telescopes). Chaque miroir primaire mesure 8,2 m de diamètre, les miroirs secondaires
et tertiaires étants plus réduits. Comme on l’a
vu, en traversant l’atmosphère, la lumière subit
une distorsion : voilà pourquoi les étoiles scintillent. Un système à Optique Adaptative a été
développé pour corriger cet effet gênant. Les
images obtenues par le télescope retrouvent
alors toute leur finesse, comme si le VLT était
dans l’espace.
Le VLT est équipé de nombreux instruments
high-tech. Les quatre télescopes de 8,2 m furent
opérationnels à la fin de l’année 2000. Des résultats impressionants ont déjà été obtenus.
En outre, trois télescopes auxiliaires (AT ou
Auxiliary Telescopes) de 1,8 m sont en construction. Il est possible d’utiliser chaque télescope
indépendamment ou, une fois les AT disponibles, de les combiner pour aboutir à un interféromètre : le VLTI (VLT Interferometer). Le VLTI
aura le même pouvoir de résolution qu’un télescope de 200 m de diamètre. Les premières observations se sont déroulées en 2001.
Figure 2 : Carte du Chili
Sont indiqués les deux sites de l’ESO : La Silla et
Paranal.
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Le VLT (Very Large Telescope) de l’ESO
ANTU et FORS
Les UT du VLT sont équipés de montures alt-azimutales. Dans ce type de monture, le tube principal du télescope tourne autour d’un axe horizontal (l’axe des hauteurs). Les deux bras qui
supportent le tube sont montés sur un support
pivotant autour d’un axe vertical (axe de l’azimut), permettant au télescope de pointer dans
n’importe quelle direction.
Le 15 septembre 1998, FORS1 (FOcal Reducer
and Spectrograph) monté sur ANTU, donna ses
premières images, d’une qualité d’emblée exceptionnelle. Depuis, FORS1 et les autres instruments du VLT suscitent beaucoup d’espoir de la
part des astronomes européens.
FORS1, tout comme son jumeau FORS2, est le
produit de l’une des technologies les plus avancées de l’observation terrestre. Les instruments
“FORS” sont des instruments multi-modes. Il est
par exemple possible d’obtenir des images avec
deux grossissements différents. De la même facon, les spectres d’objets simples ou multiples
peuvent être obtenus avec diffèrentes résolutions. Ainsi, FORS peut détecter des galaxies
très éloignées et enregistrer immédiatement leur
spectre, en vue de déterminer le type et la distance des étoiles qui les composent.
Pour plus d’information sur le VLT de l’ESO, vous
pouvez consulter le site internet
http://www.eso.org.
Figure 3 : Vue schématique de l’interféromètre du VLT
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ESO et VLT
La construction à Cerro Paranal débuta en 1991.
Six ans plus tard, le premier des quatre miroirs
arrivait à destination. La “première lumière” de
l’UT1 “ANTU” fut comme prévu détectée dans la
nuit du 25 mai 1998 (ANTU signifie “Le Soleil”
dans la langue Mapuche). Les trois grands frères
d’ANTU firent leurs premières observations respectivement en mars 1999, janvier 2000 et
septembre 2000.